O vulcanismo marciano inclui uma vasta diversidade de formas vulcânicas:
A principal diferença entre os vulcões da Terra e de Marte é devida ao maior tamanho e extensão das escoadas de lava dos vulcões marcianos, maioritariamente devido às taxas de erupção mais elevadas, ao carácter estacionário da fonte magmática (não está provada a existência de tectónica de placas) e devido à fraca força da gravidade.
Tharsis e Elysium são as duas províncias vulcânicas dominantes, em Marte, e morfologicamente distintas. Ambas estão localizadas junto do equador na denominada cintura dicotómica planetária, entre as densamente craterizadas terras elevadas do sul e as terras baixas do norte, e encontram-se a aproximadamente 120º uma da outra. Estas duas províncias são caracterizadas por vulcões cujas morfologias são estreitamente análogas às formações basálticas na Terra.
Os Montes Tharsis em Marte. Os 3 gigantes centrais são Arsia, Pavonis e Ascraeus. A imagem é obtida de sudeste para nordeste. À esquerda estão 2 vulcões mais pequenos: Biblis Patera (esquerda) e Ulysses Patera. À direita vemos o sistema vulcano-tectónico de Claritas Fossae e Syria Planum. Créditos: Space4Case.
Os gigantescos vulcões da região de Tharsis (Monte Olimpo, Monte Ascraeus, Monte Pavonis e Monte Arsia) evidenciam características semelhantes aos vulcões em escudo, basálticos, Hawaianos. São constituídos por múltiplas escoadas de lava com forma lobada e geralmente evidenciam várias crateras coalescidas de idades variadas e fraco pendor. A erupção é do tipo efusivo.
Montes Elysium ao pôr-do-sol e sob uma tempestade de poeira. À esquerda vê-se Hecates Tholus e à direita Albor Tholus. Créditos: Space4Case.
Datação dos episódios vulcânicos
O método frequente para a datação dos episódios vulcânicos, nas superfícies da Lua e de Marte, baseia-se na contagem de crateras de impacto existentes nas escoadas de lava. O método da contagem de crateras foi desenvolvido para datar as superfícies lunares, por G. Neukum nos anos 80, e posteriormente adaptado para Marte, por G. Neukum e Ivanov nos anos 90. A idade das várias escoadas é dependente da frequência de crateras, com um determinado diâmetro, existentes nessas lavas. Na prática, determina-se o número de crateras e calcula-se a frequência para vários intervalos de diâmetro. Estes valores são ajustados a curvas de distribuição tamanho/frequência, de crateras, previamente elaboradas. As curvas de distribuição foram obtidas tendo em conta o tipo e tamanho do asteróide que atinge uma superfície planetária, a gravidade e atmosfera do planeta, a frequência temporal do fluxo de projécteis e a frequência espacial de um determinado diâmetro de crateras, na superficie do planeta.
Assim, e aplicando este método a Marte, verifica-se que o vulcanismo marciano terá começado no início da formação do planeta, há cerca de 4 mil milhões de anos. Terá tido forte actividade durante aproximadamente mil milhões de anos e posteriormente diminuido até, possivelmente, cessar. As lavas mais recentes - entre 10 e 50 milhões de anos – foram encontradas, por exemplo, ao redor dos grandes vulcões de Tharsis e, também, a Oeste dos Montes Elysium, junto a Cerberus Fossae. Ou seja, não se confirma que haja presentemente vulcanismo activo, em Marte, no entanto, tê-lo-à havido até a um passado geológico recente.
A água em Marte
Imagens mostram que já teve água em Marte,e que haviam rios lá.
Pormenor de Valles Marineris. Vista de Este para Oeste. Ao fundo, da esquerda para a direita, observam-se os vulcões de Tharsis, Monte Arsia, Monte Pavonis, Monte Olympus e Monte Ascraeus. Créditos: Space4Case.
Noctis Labirintus vistos apartir de Valles Marineris para os montes Tharsis, da esquerda para a direita, Monte Arsia, Monte Pavonis e Monte Olympus. Créditos: Space4Case.
Coprates Chasma. Nas paredes do vale é possivel observar camadas alternadas de material mais escuro e mais claro. O Norte encontra-se para a direita. Créditos: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum).
O vento é um dos factores que mais importância têm na modelação da superfície de Marte. As dunas ocorrem por todo o planeta. A maioria do planeta está coberto por material de grão muito fino e o substrato rochoso pouco se encontra exposto. Os processos eólicos têm sido fortes agentes erosivos, segundo é indicado por terrenos, como por exemplo Mellas Chasma, que terão sido, eventualmente, formados pela acção da água, erodidos e sofrido deposição pelo vento.
No centro da imagem observam-se “dunas” em Mellas Chasma (Valles Marineris). Créditos: Space4Case.
- Os Montes são largos escudos tipicamente basálticos. Os seus flancos apresentam uma inclinação muito baixa, normalmente inferior a 6º, sendo delimitados por falésias de altura hectométrica a quilométrica. O mais característico é representado pelo vulcão do Monte Olimpo, que tem 25 Km de altura e cuja cratera se estende por várias dezenas de quilómetros. Aparenta ter uma estrutura semelhante aos escudos basálticos da Terra, no entanto a uma escala muito maior;
- Tholi são mais pequenos do que os montes, têm forma de domos (geralmente convexos) e flancos escarpados, nalguns casos mais de 8º de inclinação. Estes vulcões deverão ter lavas mais viscosas e a erupção ser mais breve. Expelindo menos material as lavas ficam mais perto da cratera do vulcão. Exemplos, os vulcões Ceraunius Tholus e Uranius Tholus;
- Paterae (palavra latina que significa “pratos”) apresenta formas muito variadas, flancos pouco profundos e estratificados. Apresenta complexos bordos no topo da caldeira vulcânica. Algumas das paterae (ex. Apollinaris Patera, Biblis Paterae) têm sofrido variados impactos e sido sujeitas a erosão. O estado extremo de erosão que apresentam revela que estas são as mais antigas construções vulcânicas.
- Superfícies aplanadas em cujas erupções de lava se dão ao longo de extensas fissuras ou diques.
- Numerosas estruturas em forma de cone, com algumas dezenas de metros de diâmetro, que se estendem na superfície de escoadas de lava recentes. Na Terra, figuras semelhantes a estas são conhecidas como “desenraizadas” uma vez que não estão posicionadas sobre uma fonte de magma. Estas pequenas estruturas poderão ter sido produzidas pela interacção de lava com um meio rico em água, assim sendo, estas pseudo-crateras têm uma relevante importância na pesquisa de água sub-superficial ou gelo.
O Monte Olimpo, Marte. Créditos: Space4Case.
Os vulcões Ceraunius Tholus (em baixo) e Uranius Tholus (em cima), Marte. Créditos: MOC-MGS-NASA.
Apollinaris Paterae, Marte. Créditos: MOC-MGS-NASA.
A principal diferença entre os vulcões da Terra e de Marte é devida ao maior tamanho e extensão das escoadas de lava dos vulcões marcianos, maioritariamente devido às taxas de erupção mais elevadas, ao carácter estacionário da fonte magmática (não está provada a existência de tectónica de placas) e devido à fraca força da gravidade.
Tharsis e Elysium são as duas províncias vulcânicas dominantes, em Marte, e morfologicamente distintas. Ambas estão localizadas junto do equador na denominada cintura dicotómica planetária, entre as densamente craterizadas terras elevadas do sul e as terras baixas do norte, e encontram-se a aproximadamente 120º uma da outra. Estas duas províncias são caracterizadas por vulcões cujas morfologias são estreitamente análogas às formações basálticas na Terra.
Os Montes Tharsis em Marte. Os 3 gigantes centrais são Arsia, Pavonis e Ascraeus. A imagem é obtida de sudeste para nordeste. À esquerda estão 2 vulcões mais pequenos: Biblis Patera (esquerda) e Ulysses Patera. À direita vemos o sistema vulcano-tectónico de Claritas Fossae e Syria Planum. Créditos: Space4Case.
Os gigantescos vulcões da região de Tharsis (Monte Olimpo, Monte Ascraeus, Monte Pavonis e Monte Arsia) evidenciam características semelhantes aos vulcões em escudo, basálticos, Hawaianos. São constituídos por múltiplas escoadas de lava com forma lobada e geralmente evidenciam várias crateras coalescidas de idades variadas e fraco pendor. A erupção é do tipo efusivo.
Montes Elysium ao pôr-do-sol e sob uma tempestade de poeira. À esquerda vê-se Hecates Tholus e à direita Albor Tholus. Créditos: Space4Case.
Datação dos episódios vulcânicos
O método frequente para a datação dos episódios vulcânicos, nas superfícies da Lua e de Marte, baseia-se na contagem de crateras de impacto existentes nas escoadas de lava. O método da contagem de crateras foi desenvolvido para datar as superfícies lunares, por G. Neukum nos anos 80, e posteriormente adaptado para Marte, por G. Neukum e Ivanov nos anos 90. A idade das várias escoadas é dependente da frequência de crateras, com um determinado diâmetro, existentes nessas lavas. Na prática, determina-se o número de crateras e calcula-se a frequência para vários intervalos de diâmetro. Estes valores são ajustados a curvas de distribuição tamanho/frequência, de crateras, previamente elaboradas. As curvas de distribuição foram obtidas tendo em conta o tipo e tamanho do asteróide que atinge uma superfície planetária, a gravidade e atmosfera do planeta, a frequência temporal do fluxo de projécteis e a frequência espacial de um determinado diâmetro de crateras, na superficie do planeta.
Assim, e aplicando este método a Marte, verifica-se que o vulcanismo marciano terá começado no início da formação do planeta, há cerca de 4 mil milhões de anos. Terá tido forte actividade durante aproximadamente mil milhões de anos e posteriormente diminuido até, possivelmente, cessar. As lavas mais recentes - entre 10 e 50 milhões de anos – foram encontradas, por exemplo, ao redor dos grandes vulcões de Tharsis e, também, a Oeste dos Montes Elysium, junto a Cerberus Fossae. Ou seja, não se confirma que haja presentemente vulcanismo activo, em Marte, no entanto, tê-lo-à havido até a um passado geológico recente.
A água em Marte
Imagens mostram que já teve água em Marte,e que haviam rios lá.
Haverá água?
No centro da imagem observa-se cerca de metade da extensão de Valles Marineris e a norte Chryse Planitia. Créditos: NASA.
As sequências de material depositado, de espessura fina, são observadas em muitos dos vastos desfiladeiros, como é o caso de Coprates, Hebes, Mellas e tambémTithonium Chasma, em Valles Marineris. Valles Marineris é formado por um gigantesco sistema de vales entrecruzados profundos. Encontra-se junto à faixa do equador de Marte a Leste da zona Tharsis e constitui o maior sistema de desfiladeiros do Sistema Solar, com os seus mais de 4000 km de extensão e profundidade que nalgumas zonas atinge os 7 km. A sua área cobre aproximadamente 1/5 da área total do globo de Marte.
Pormenor de Valles Marineris. Vista de Este para Oeste. Ao fundo, da esquerda para a direita, observam-se os vulcões de Tharsis, Monte Arsia, Monte Pavonis, Monte Olympus e Monte Ascraeus. Créditos: Space4Case.
Estes vales terão sido formados preferencialmente por erosão hídrica. No entanto, a sua extensão e profundidade não são apenas devidas à erosão da água que ali circularia, mas também devido ao estiramento e à fracturação da crosta durante a ascensão de plumas mantélicas na zona Tharsis. Ainda, os processos eólicos ou glaciais poderão também ter contribuído para a sua formação. As imagens de alta resolução da MOC (Mars Orbiter Camera – Mars Global Surveyor), assim como os dados do MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter – Mars Global Surveyor) e mais recentemente os veículos de pouso Spirit e Opportunity, fornecem evidências quanto às relações estratigráficas nos Valles Marineris.
Noctis Labirintus vistos apartir de Valles Marineris para os montes Tharsis, da esquerda para a direita, Monte Arsia, Monte Pavonis e Monte Olympus. Créditos: Space4Case.
No hemisfério Norte os corpos presumivelmente talhados pela água apresentam sedimentos deltaicos e intra cratera e ainda sedimentos muito finos que seriam de fundo de bacia oceânica, talvez num oceano primordial. Verificam-se ainda sistemas de vales antigos (do Hesperiano – entre 3,2 e 3,8 mil milhões de anos) com estrutura dendrítica - possivelmente como resultado da acção de água líquida à sua superfície. Todo este sistema de vales, associado a outros parâmetros morfológicos, indica eventos catastróficos de movimento de massas e mudanças na intensidade erosiva. Esta situação é observável, por exemplo, nos terrenos caóticos de Aram Chaos.
Coprates Chasma. Nas paredes do vale é possivel observar camadas alternadas de material mais escuro e mais claro. O Norte encontra-se para a direita. Créditos: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum).
Terreno caótico de Aram Chaos. O Norte encontra-se para a direita. Créditos: ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum).
Em Aram Chaos existem camadas de material mais claro, resultado de deposição sedimentar. Nas imagens de alta resolução - cerca de 14 m/pixel - da HRSC (High Resolution Stereo Camera – Mars Express) este material claro indica materiais com granulometrias próximas às de poeiras, cuja deposição forma terraços sedimentares. Vários Investigadores acreditam que as numerosas zonas caóticas localizadas a Este de Valles Marineris, foram a fonte de água ou gelo que deram origem aos vales que se extendem até Chryse Planitia, a Norte. O estudo das relações entre as zonas caóticas, Valles Marineris e a plataforma de Chryse são particularmente interessantes uma vez que a sua ligação fornece importantes pistas geomorfológicas sobre a existência de água - que aqui terá corrido!
O Vento
O vento é um dos factores que mais importância têm na modelação da superfície de Marte. As dunas ocorrem por todo o planeta. A maioria do planeta está coberto por material de grão muito fino e o substrato rochoso pouco se encontra exposto. Os processos eólicos têm sido fortes agentes erosivos, segundo é indicado por terrenos, como por exemplo Mellas Chasma, que terão sido, eventualmente, formados pela acção da água, erodidos e sofrido deposição pelo vento.
As rápidas mudanças do albedo, na sequência de tempestades de poeiras, revelam que ocorre uma modificação dinâmica da superfície através de processos atmosféricos. Certamente o vento será o agente causador de maior dinâmica, no ambiente marciano, desde há cerca de 3 – 3,5 mil milhões de anos.
No centro da imagem observam-se “dunas” em Mellas Chasma (Valles Marineris). Créditos: Space4Case.
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